おとめ座星団

おとめ座星団
構成銀河間の拡散光を示すおとめ座銀河団。メシエ 87は最大の銀河です (左下)。
観測データ（エポック J2000）
星座​	おとめ座とかみのけ座
赤経	12時間27分 [1]
偏角	+12° 43′ [1]
最も優秀なメンバー	メシエ 49
銀河の数	約1,500 [1]
親構造	おとめ座超銀河団
バウツ・モーガン分類	Ⅲ [1]
結合質量	10 15 メートル☉

おとめ座銀河団は、おとめ座の方向にある、中心が地球から53.8 ± 0.3万光年(16.5 ± 0.1 Mpc ) ^[2]離れたところにある大きな銀河団です。約 1,300 個 (最大 2,000 個) の銀河^{[3]から構成され、より大きなおとめ座}超銀河団の中心を形成しています。この超銀河団には、天の川銀河を含む局部銀河群も属しています。局部銀河群は、実際にはおとめ座超銀河団の質量を、おとめ座中心流として受けています。おとめ座銀河団の質量は 1.2 × 10と推定されています。 ¹⁵ M _{☉ の範囲}で、銀河団の中心から8度、半径約2.2 Mpcの範囲に及ぶ。 ^[4]

この銀河団の明るい銀河の多くは、巨大な楕円銀河 メシエ 87を含め、1770 年代後半から 1780 年代前半にかけて発見され、その後シャルル・メシエの非彗星性ぼんやり天体のカタログに含められました。メシエによって星のない星雲と説明されたが、その真の性質は 1920 年代まで認識されていませんでした。^[A]

この銀河団は、おとめ座を中心として最大約 8 度の弧を描いて広がっています。銀河団の最も目立つ銀河のいくつかは小型の望遠鏡でも見ることができますが、6 インチの望遠鏡を使えば、晴れた夜には約 160 個の銀河団の銀河が見えます。最も明るい銀河は楕円銀河 メシエ 49ですが、最も有名な銀河団は、銀河団の中心に位置する楕円銀河メシエ 87です。 ^[6]

この銀河団は渦巻銀河と楕円銀河のかなり不均一な混合物である。 ^[7] 2004年現在、銀河団の渦巻銀河は、銀河系からの視線に沿って伸びる、幅の約4倍の長さの長楕円形のフィラメント内に分布していると考えられている。^[8]楕円銀河は、渦巻銀河よりも中心に集中している。^{[9][アップデート]}

この銀河団は少なくとも3つの別々のサブクラスターの集合体である。M87を中心とするVirgo A、銀河M86を中心とする2番目のサブクラスター、 M49を中心とするVirgo Bである。一部の研究者は、銀河M60を中心とするVirgo Cサブクラスターと、大きな渦巻銀河NGC 4216を中心とするLVC （低速度雲）サブクラスターを含める。^[10]特筆すべきことに、巨大楕円銀河M87には超大質量ブラックホールが含まれており、その事象の地平線は2019年にイベント・ホライズン・テレスコープ・コラボレーションによって観測された。 ^{[11] [12]}

すべてのサブクランプのうち、楕円銀河、レンズ状銀河、（通常は）ガスの少ない渦巻き銀河の混合によって形成されたVirgo A ^[13]が支配的で、質量は約10 ¹⁴ M _☉で、他の2つのサブクランプよりも約1桁大きい。^[14]

3つのサブグループは、より大きな単一のクラスターを形成するために合体する過程にあり^{[14] 、他のより小さな}銀河雲に囲まれています。これらの銀河雲のほとんどは渦巻き銀河で構成されており、Nクラウド、Sクラウド、およびVirgo Eとして知られており、現在これらと合体する過程にあります^[15]。さらに、他の遠く離れた孤立した銀河や銀河群（銀河雲かみのけ座Iなど）も、将来的におとめ座の重力に引き寄せられて合体します。 [16]これは、おとめ座クラスターがまだ形成中の動的に若いクラスターであることを強く示唆しています。 [ ^{15 ]}

M雲、W雲、W'雲^[10]として知られる他の2つの近くの集合体は、メインのクラスターとは独立した背景システムであると思われます。^[15]

銀河団の質量が大きいことは、銀河団内の多くの銀河の固有速度が高いことからもわかります。時には銀河団の中心に対して 1,600 km / sにも達します。

おとめ座銀河団はおとめ座超銀河団の中にあり、その重力効果により近くの銀河の速度が遅くなります。銀河団の大きな質量により、局部銀河群が銀河団から遠ざかる速度が約 10 パーセント遅くなります。

おとめ座銀河団の分子ガスは巨大な宇宙の箒によって押し流され、近隣の銀河が新しい星を誕生させるのを妨げている。その実際の原因は天体物理学において長年謎であった。科学者によると、これはおとめ座銀河団の極端な環境が原因であるとのことである。^[17]

他の多くの豊富な銀河団と同様に、おとめ座の銀河団内物質は、X線を放射する3000万ケルビンの温度の高温希薄プラズマで満たされています。^[18]銀河団内物質（ICM）内には、多数の銀河間星（銀河団内の星の最大10％）^{[19] [20]があり、 [21]}いくつかの惑星状星雲^[22]も含まれています。これらは、他の銀河との相互作用 によって母銀河から追い出されたと理論づけられています。^[21] ICMには、いくつかの球状星団^{[23] [24] [25]}おそらくは剥ぎ取られた矮小銀河^[25]、さらには少なくとも1つの星形成領域も含まれています。^[26]

以下は、銀河団とそのサブユニット（サブクラスター）内の明るいまたは注目すべき天体の表です。場合によっては、銀河が他の研究者によって別のサブユニットに分類されることもあります（出典：^{[10] [15] [27] [28]}）

列 1: 銀河の名前。

コラム 2: 2000 年の赤経。

列 3: 2000 年の赤緯。

列 4: 銀河の青色の見かけの等級。

列 5: 銀河の種類: E=楕円、S0=レンズ状、Sa、Sb、Sc、Sd=渦巻き、SBa、SBb、SBc、SBd=棒渦巻き、Sm、SBm、Irr=不規則。

列 6: 銀河の角直径 (分角)。

列 7: 銀河の直径 (数千光年)。

列8:宇宙マイクロ波背景に対する銀河の遠ざかる速度 (km/s) 。

列 9: 銀河が位置するサブクラスター。

銀河団内のより暗い銀河は、特に多数の矮小銀河群のメンバーは、通常、おとめ座銀河団カタログの番号で知られています。^[29]

• 乙女座IIIグループ
• かみのけ座銀河団– 近くにあるもう一つの大きな銀河団
• エリダヌス星団
• ろ座銀河団– 近くにある小さな銀河団
• ノーマクラスター
• 銀河団の一覧
• 乙女座中心の流れ

• 宇宙の地図帳にあるおとめ座銀河団、160 個の最大の銀河の地図 (および表)
• Virgo クラスター上のカリフォルニア工科大学のサイト。
• おとめ座銀河団、SEDSメシエページ
• M87 を中心とした部分的なおとめ座銀河団 (暗黒大気)
• ビンゲリ、B.サンデージ、A.ジョージア州タマン (1985)。 「おとめ座銀河団の研究 II. おとめ座銀河団領域の 2096 個の銀河のカタログ」。天文ジャーナル。90 : 1681。ビブコード: 1985AJ....90.1681B。土井：10.1086/113874。